Luminous Blue Variables (LBVs) sind eine seltene Klasse extrem massereicher Sterne, die am Rande der Stabilität schwanken. Der bekannteste Stern dieser Klasse ist der gut untersuchte Eta Carinae. Wie viele andere LBVs ist Eta Carinae in einen Nebel seiner eigenen Herstellung gehüllt. Die Instabilität des Sterns führt dazu, dass er selbst während seiner kurzen Hauptreihenlebensdauer große Mengen an Masse abwirft. Was diese Sterne so instabil macht, ist eine offene Frage, die schwer zu beantworten war, ebenso wie der Mangel an bekannten LBVs. Angesichts der Tatsache, dass die anfängliche Massenfunktion vorhersagt, dass solche massereichen Sterne selten sein sollten, ist dies nicht verwunderlich, aber die Identifizierung dieser Sterne wird aufgrund der durch ihre Nebel verursachten Rötung oft noch schwieriger.
Allerdings arbeitet ein internationales Team aus Russland und Südafrika schlägt vor, dass der Nebel selbst in der Lage sein könnte, potenzielle Kandidaten für LBVs zu identifizieren . Um ihre Hypothese zu testen, scannten sie dieSpitzerBildarchive für Nebel mit ähnlichen Merkmalen wie bekannte LBVs. Das Merkmal, das potenzielle LBV-Nebel von anderen Nebeln unterscheidet, war die Emissionnurin den 24 µm-Bildern (wahrscheinlich aufgrund der Tatsache, dass Nebel bei solchen Wellenlängen nicht als Modell-Schwarzkörper fungieren, sondern aufgrund der Fluoreszenz bei bestimmten Wellenlängen am stärksten emittieren).
In ihrer Überprüfung potenzieller Nebel identifizierten sie einen als MN112 bekannt. Um die Möglichkeit weiter zu untersuchen, nahm das Team hochauflösende Spektren des Zentralsterns auf. Sie stellten fest, dass der Zentralstern starke Ähnlichkeiten mit dem bekannten LBV P Cygni aufwies. Vor allem zeigte der LBV-Kandidat sehr starke Emissionslinien für Wasserstoff und He I direkt neben Absorptionslinien für dieselben Elemente. Dies wird durch Hochdruckgebiete verursacht, entweder in der Atmosphäre des Sterns oder weil der schnellere Wind des Sterns mit einem sich langsamer bewegenden Nebel um ihn herum interagiert. Der Hochdruckbereich wird dichter und ergibt Emissionslinien. Da es sich nach außen bewegt, ist es leicht blauverschoben und erscheint daher nicht direkt auf der Absorptionslinie, die durch die relativ weniger dichte Atmosphäre verursacht wird. Diese Feature-Zeit ist als P Cygni-Profil bekannt.
Ein weiteres Erkennungsmerkmal von Luminous Blue Variables ist, dass sie bis zu 1-2 Größenordnungen variabel sind (Überraschung!). Das Team hatte Aufzeichnungen des Sterns von fotografischen Platten aus dem Jahr 1965 sowie neuere CCD-Messungen und stellte fest, dass der Stern nicht signifikant von einer scheinbaren blauen Helligkeit (mB) von 17. Im Infrarotbereich stellten sie jedoch (unter Verwendung ihrer eigenen photometrischen Beobachtungen) fest, dass sich der Stern in den letzten 19 Jahren um 0,4 Magnituden aufgehellt hatte. Obwohl dies hinter der erwarteten Variabilität für ein LBV zurückbleibt, legen sie nahe, dass „es durchaus möglich ist, dass ein erheblicher Anteil der LBVs (wenn nicht alle) die langen Ruhezeiten (die Jahrhunderte oder länger dauern; z. B. Lamers 1986) durchlaufen, so dass die schnelle Variabilität (pünktlich
Skalen von Jahren bis Jahrzehnten), die in der überwiegenden Mehrheit der klassischen LBVs beobachtet werden, könnte lediglich auf den Selektionseffekt zurückzuführen sein.“
Die Autoren beabsichtigen, die Beobachtung dieses LBV-Kandidaten fortzusetzen, „in der Hoffnung, dass die „Ente“ in absehbarer Zeit „quaken“ wird.“